{"id":2418,"date":"2009-06-24T10:36:06","date_gmt":"2009-06-24T08:36:06","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=2418"},"modified":"2010-07-24T10:31:59","modified_gmt":"2010-07-24T08:31:59","slug":"%c2%bfque-son-las-estrellas","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2009\/06\/24\/%c2%bfque-son-las-estrellas\/","title":{"rendered":"\u00bfQu\u00e9 son las estrellas?"},"content":{"rendered":"

No tiene ning\u00fan sentido explicar, sin m\u00e1s, lo que es un agujero negro<\/a>, sin que antes explique algo sobre las estrellas que, en definitiva, son las que dan el origen de estos fen\u00f3menos cosmol\u00f3gicos conocidos como agujeros negros<\/a>, estrellas enanas blancas, etc.<\/p>\n

Las estrellas, enormes bolas de gas y polvo luminosas que desde su nacimiento producen energ\u00eda por la fusi\u00f3n nuclear del hidr\u00f3geno para formar helio. El t\u00e9rmino, por tanto, no s\u00f3lo incluye estrellas como el Sol, que est\u00e1n en la actualidad quemando hidr\u00f3geno, sino tambi\u00e9n protoestrella<\/a>s, a\u00fan no lo suficientemente calientes como para que dicha combusti\u00f3n haya comenzado, y varios tipos de objetos evolucionados como las estrellas gigantes y supergigantes, que est\u00e1n quemando otros combustibles nucleares m\u00e1s complejos que el hidr\u00f3geno, o las enanas blancas y las estrellas nucleares, que est\u00e1n formadas por combustibles nuclear gastado.<\/p>\n

La masa m\u00e1xima de una estrella es de unas 120 masas solares, por encima de la cual ser\u00eda destruida por su propia radiaci\u00f3n. La masa m\u00ednima est\u00e1 calculada en 0\u201980 masas solares; por debajo de ella, los objetos no ser\u00edan lo suficientemente calientes en sus n\u00facleos como para que comience la combusti\u00f3n del hidr\u00f3geno, y se convertir\u00edan en enanas marrones. Las luminosidades de estrellas var\u00edan desde alrededor de medio mill\u00f3n de veces la luminosidad del Sol para las m\u00e1s calientes hasta menos de una mil\u00e9sima de la del Sol para las enanas m\u00e1s d\u00e9biles. Aunque las estrellas m\u00e1s prominentes visibles a simple vista son m\u00e1s luminosas que el Sol, la mayor\u00eda de las estrellas son en realidad m\u00e1s d\u00e9biles que \u00e9ste y, por tanto, imperceptibles a simple vista.<\/p>\n

Las estrellas brillan como resultado de la conversi\u00f3n de masa en energ\u00eda por medio de reacciones nucleares, siendo las m\u00e1s importantes las que involucran al hidr\u00f3geno. Por cada kilogramo de hidr\u00f3geno quemado de esta manera, se convierte en energ\u00eda aproximadamente siete gramos de masa (el 7 \u2030). De acuerdo a la famosa ecuaci\u00f3n E = mc2<\/sup>, los siete gramos equivalen a una energ\u00eda de 6\u20193\u00d71014<\/sup> julios. Las reacciones nucleares no s\u00f3lo aportan el calor y la luz de las estrellas, sino que tambi\u00e9n producen elementos m\u00e1s pesados y complejos que el hidr\u00f3geno y el helio.<\/p>\n

Estos elementos pesados y m\u00e1s complejos (litio, carbono, ox\u00edgeno, etc) han sido distribuidos por el espacio, de tal manera que est\u00e1n presentes por todo el universo mediante explosiones de supernovas o por medio de nebulosas planetarias y vientos estelares.<\/p>\n

De hecho, nuestra presencia aqu\u00ed ser\u00eda imposible sin que el material del que estamos hecho (polvo de estrellas), no se hubiera fabricado antes en alguna estrella lejana, hace miles de a\u00f1os y seguramente a muchos a\u00f1os luz de nuestro sistema solar.<\/p>\n

Las estrellas se pueden clasificar de muchas maneras. Una manera es mediante su etapa evolutiva: en presencia principal, secuencia principal, gigante, supergigante, enana blanca<\/a> o estrella de neutrones<\/a> y, para las m\u00e1s masivas, su evoluci\u00f3n hasta agujeros negros<\/a>.<\/p>\n

Tambi\u00e9n se clasifican por sus espectros, que indica sus temperaturas superficiales. Otra manera es en poblaciones I, II y III, que engloban estrellas con abundancias progresivamente menores de elementos pesados, indicando paulatinamente una mayor de edad. Tambi\u00e9n se clasifican por el m\u00e9todo conocido como evoluci\u00f3n estelar.<\/p>\n

La cantidad de estrellas conocidas en su variedad por uno u otro motivo, es en realidad muy abundante, como por ejemplo:<\/p>\n

Estrella binaria, estrella \u201ccapullo\u201d, de baja velocidad, con envoltura, con exceso de ultravioleta, de alta velocidad, de baja luminosidad, de baja masa, estrella de bario, estrella de bariones<\/a>, estrella de campo, estrella de carbono, de circonio, de estroncio, de helio, de poblaci\u00f3n I extrema, de poblaci\u00f3n intermedia, estrella de la rama gigante asint\u00f3tica, de litio, de manganeso, de manganeso-mercurio, de mercurio-manganeso, de metales pesados, de neutrones<\/a>, de quarks<\/a>, de referencia, de silicio, de tecnecio, de tipo intermedio, de tipo tard\u00edo, de tipo temprano, estrella del polo, estrella doble, estrella enana, estrella est\u00e1ndar, evolucionada, etc, etc.<\/p>\n

Por ser para nosotros la m\u00e1s importante de todas, hablar\u00e9 un poco de nuestra estrella m\u00e1s cercana, esa que hace posible la vida en el planeta Tierra al que env\u00eda luz y calor, el Sol.<\/p>\n

Nuestro Sol, a pesar de su di\u00e1metro de 1.392.530 Km, su enorme masa de 1\u2019989\u00d71030<\/sup> Kg, su volumen de 1\u20193\u00d7106<\/sup>, etc, es en realidad una simple estrella com\u00fan mediana, clasificada como una estrella G2V: una estrella amarilla con una temperatura efectiva de 5.770 K (tipo espectral G2) y una enana de la secuencia (clase de luminosidad V). El Sol est\u00e1 formado en su mayor parte por hidr\u00f3geno (71% en masa), con otra parte de helio (27%) y elementos m\u00e1s pesados (el 2%). Su edad se estima que es de unos 4.600 millones de a\u00f1os.<\/p>\n

En su horno termonuclear fusiona, de manera constante y cada segundo, 4.654.000 toneladas de hidr\u00f3geno, en 4.650.000 toneladas de helio, 4.000 toneladas son lanzadas al espacio en forma de luz y calor, de lo que una parte llega al planeta Tierra. La transferencia de energ\u00eda desde el n\u00facleo hasta la superficie tarda 10 millones de a\u00f1os. En su centro la temperatura se calcula que es de 15\u20196 millones de \u00baK y la densidad de 148.000 Kg\/m3<\/sup>.<\/p>\n

Existen otras curiosidades de luminosidad, magnetismo, viento solar, etc, que alargar\u00eda mucho el tema que aqu\u00ed se trata. La vida del Sol est\u00e1 estimada en otros 4.000\/4.500 millones de a\u00f1os m\u00e1s antes de que se convierta en gigante roja, explote y quede finalmente como enana blanca<\/a>.<\/p>\n

emilio silvera<\/p>\n

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